Características Planetarias

A grandes rasgos, los dos tipos de planetas más comunes son los pequeños mundos rocosos con atmósferas relativamente poco profundas, como la Tierra, y los grandes mundos con atmósferas profundas, como Júpiter. Durante su formación, todos los planetas sufrieron una diferenciación, lo que significa que sus interiores parcialmente fundidos se segregaron en capas discretas de diferente composición y densidad. En el caso de los cuatro planetas interiores, el resultado fue un núcleo fundido y rico en hierro recubierto por un manto denso y viscoso y una corteza sólida y relativamente flotante. La mezcla de hidrógeno y helio que domina Júpiter y Saturno existe en ambos planetas como una capa exterior de gas y una capa interior en la que se cree que el hidrógeno asume un estado sólido similar a la disposición de los átomos en un metal. El hielo y la roca se concentran en sus núcleos. Urano y Neptuno, junto con planetas enanos exteriores distantes como Plutón, contienen mezclas aproximadamente iguales de roca y hielo que se han diferenciado en capas discretas. Este texto también explora la cuestión de la energía interna de un planeta.

Astronomía Estelar

Este texto se ocupa de la astronomía estelar. La astronomía estelar es una rama de la astronomía y se ocupa de cuestiones relacionadas con las estrellas fijas (soles lejanos). Hasta el siglo XIX, se centraba en los métodos geométricos y estadísticos, hoy en día es predominantemente en la astrofísica. Las características de la estrella resultante dependen principalmente de su masa inicial. Cuanto más masiva sea la estrella, mayor será su luminosidad y más rápidamente fusionará su combustible de hidrógeno en helio en su núcleo. Con el tiempo, este combustible de hidrógeno se convierte completamente en helio y la estrella comienza a evolucionar. La fusión del helio requiere una mayor temperatura del núcleo. Una estrella con una temperatura del núcleo lo suficientemente alta empujará sus capas exteriores hacia el exterior mientras aumenta la densidad de su núcleo. La gigante roja resultante, formada por las capas exteriores en expansión, goza de una breve vida, antes de que el combustible de helio del núcleo se consuma a su vez.

Astronomía Extragaláctica

Este texto se ocupa de la Astronomía extragaláctica. Los primeros objetos extragalácticos descubiertos fueron las cefeidas, descubiertas en la década de 1920 en las nebulosas espirales (galaxias) por Edwin Hubble, cuando quedó claro que los objetos lejanos, como las galaxias, estaban muy lejos. Antes de la Segunda Guerra Mundial, las galaxias sólo se estudiaban en el rango visible. Los avances tecnológicos han permitido observar objetos extragalácticos en todas las regiones del espectro electromagnético. Gracias a ello y a la mayor sensibilidad de los telescopios e instrumentos modernos, además de las estrellas y las nebulosas las galaxias y nuevos fenómenos como los núcleos galácticos activos, el gas y el polvo en el medio interestelar de las galaxias y, por último, la radiación cósmica de fondo.

Astrometría

Este texto se ocupa de la Astrometría. El origen de la astrometría se remonta al menos a la antigüedad y fue en gran medida sinónimo de astronomía hasta el siglo XIX, cuando se hicieron posibles otros tipos de estudios astronómicos como la espectroscopia. La astrometría, antes conocida como astronomía posicional, (el especialista es un astrometrólogo) es la rama de la astronomía que evalúa la posición, la distancia y el movimiento de las estrellas y otros objetos celestes. La distancia de las estrellas se calcula midiendo su paralaje anual. La astrometría también proporciona a los astrónomos un marco de referencia para sus observaciones y se utiliza para desarrollar el Tiempo Universal. A lo largo del tiempo, la astrometría ha sufrido diversas evoluciones con la invención del reloj de sol, el sextante, el astrolabio, el telescopio, el heliómetro y el telescopio meridiano.

Teoría Heliocéntrica de Copérnico

Este texto se ocupa de la teoría heliocéntrica de Nicolás Copérnico. En un manuscrito distribuido discretamente a amigos de confianza en 1512 o 1513 (en todo caso antes del 1 de mayo de 1514), Copérnico formuló los principios de su teoría heliocéntrica del mundo, pero no se publicó en su totalidad hasta su De revolutionibus orbium caelestium (Sobre las revoluciones de los orbes celestes), publicado en Núremberg inmediatamente después de su muerte, el 24 de mayo de 1543. Aunque Copérnico situaba al Sol y no a la Tierra en el centro del mundo, su teoría del movimiento de los astros no era esencialmente diferente de la expuesta por Ptolomeo en su Almagesto hacia 141: también se basaba en círculos y movimientos uniformes, y los argumentos de Copérnico contra Ptolomeo eran más filosóficos que observacionales. De hecho, en aquella época no era posible demostrar que el Sol y no la Tierra está en el centro del mundo: el sistema de Copérnico sólo es geométricamente más sencillo. Sin embargo, Copérnico mejoraría en gran medida los valores numéricos de Ptolomeo, y su sistema permitió al matemático alemán Erasmus Reinhold calcular unas excelentes efemérides astronómicas, las Tablas Prutenicas, impresas en 1551. En su sistema heliocéntrico (desde entonces conocido como sistema de Copérnico), todos los planetas giran alrededor del Sol, y la Tierra es un planeta más cuya rotación sobre sí misma da lugar a la alternancia del día y la noche. A pesar de la gran simplicidad de su sistema, Copérnico no consiguió que sus ideas fueran aceptadas por sus contemporáneos. Copérnico fue muy apreciado por sus contemporáneos por haber mejorado y sustituido a Ptolomeo, pero su sistema heliocéntrico sólo se consideraba una teoría ingeniosa, no una verdad. No fue hasta Kepler y Galileo que este sistema comenzó a imponerse. Todavía estamos lejos del heliocentrismo de Copérnico. Sin embargo, existe un caso de heliocentrismo «copernicano» en la antigüedad: el de Aristarco de Samos en el siglo III a.C. Y uno puede preguntarse legítimamente si Copérnico se inspiró en ella.

Planetas del Sistema Solar

Este texto se ocupa de los planetas del sistema solar. Los principales son Mercurio, Venus, la Tierra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno. También se describen los planetas menores. El sistema solar está formado por el Sol y los cuerpos que se mueven en órbita a su alrededor, incluidos los planetas y sus lunas, los planetas enanos, los asteroides y los cometas. Se cree que el sistema solar se desarrolló a partir del colapso gravitatorio de una colosal nube giratoria de gas y polvo, que se aplanó en un disco llamado nebulosa solar. Este concepto se denomina hipótesis nebular. El sistema solar se encuentra en el disco de la Galaxia Láctea y se mueve alrededor de su centro galáctico aproximadamente una vez cada 200 millones de años en una órbita circular.

Origen del Sistema Solar

El descubrimiento de sistemas solares exoplanetarios alrededor de estrellas distintas del Sol está haciendo avanzar la comprensión de los científicos sobre los orígenes de nuestro sistema solar, incluida la génesis de la vida en la Tierra. La formación de planetas gigantes gaseosos mediante el proceso de dos pasos requiere unos 10 millones de años para que se forme un núcleo de 10 masas terrestres y luego se acrezca una envoltura gaseosa masiva, lo que puede ser más largo que la vida de los discos gaseosos típicos. El medio alternativo para la formación de los planetas gigantes gaseosos es mucho más rápido, ya que sólo se necesitan unos 1.000 años para que una inestabilidad gravitatoria de la nebulosa gaseosa produzca un grupo masivo de gas y polvo. El polvo se asentará para formar un núcleo en el centro de la aglomeración en una escala de tiempo similar. Si los planetas gigantes gaseosos se forman por este último mecanismo, incluso las estrellas más jóvenes mostrarán evidencias de compañeros de la masa de Júpiter; mientras que si predomina el mecanismo de dos pasos, la mayoría de las estrellas jóvenes no tendrán la edad suficiente para tener tales compañeros. La formación de planetas gigantes de hielo podría ocurrir a través del mecanismo de inestabilidad del disco si la nebulosa solar naciera en una región de estrellas de gran masa. Su radiación fotoevaporaría el gas del disco más allá de la órbita de Saturno, así como las envolturas gaseosas de los protoplanetas que orbitan allí.

Planeta Tierra

La Tierra -el tercer planeta desde el Sol- es el único planeta de nuestro sistema solar que alberga organismos vivos. La Luna es el único satélite natural de la Tierra. La Tierra completa una órbita elíptica alrededor del Sol en poco más de 365 días. La Tierra gira sobre su eje, que está inclinado en un ángulo de unos 23,5° con respecto al plano de la órbita terrestre alrededor del Sol, una vez cada día. La capa interior más profunda de la Tierra es el núcleo, sobre el que se encuentran el manto y la corteza. Desde el punto de vista mecánico, las capas rocosas de la Tierra pueden dividirse en litosfera y astenosfera; la primera está cubierta en su mayor parte por rocas sedimentarias y es generada y destruida por la tectónica de placas.

Gravedad de la Tierra

El campo gravitatorio de la Tierra, o campo de gravedad de la Tierra, se refiere aquí al estudio del campo de atracción gravitatoria de la Tierra. Las anomalías del campo gravitatorio terrestre están causadas por irregularidades de la masa. Éstas pueden ser las irregularidades visibles de la topografía, como las montañas, o pueden ser anomalías invisibles de la densidad del subsuelo. Por eso es posible utilizar las mediciones de la gravedad para investigar la estructura subterránea de la corteza terrestre. Así, los geofísicos y los geólogos aplican el análisis de la gravedad para estudiar las características generales de la corteza, y los geofísicos de exploración para buscar irregularidades de densidad poco profundas que puedan indicar la presencia de depósitos minerales. El campo gravitatorio de la Tierra es el campo de gravedad debido a la gravedad de la Tierra y a la fuerza centrífuga causada por su rotación diurna. Se caracteriza por la distribución espacial de la gravedad y el potencial gravitatorio.

Energía Oscura

Este texto se ocupa de la energía oscura. La energía osucra es la entidad que comprende la mayor parte de la masa-energía del universo y es responsable de su expansión acelerada. El término «energía oscura» deriva de la inferencia de que no es luminosa y no interactúa con la materia normal. Según múltiples líneas de evidencia, se estima que la energía oscura constituye aproximadamente el 70% de la masa-energía del universo, mientras que la materia «normal» comprende alrededor del 5% y la materia oscura alrededor del 25%. Se cree que la energía oscura es el motor de la expansión acelerada del universo a lo largo del tiempo. Para algunos, la energía oscura es el mayor misterio del universo. En el Polo Sur, los astrónomos tratan de desentrañar una fuerza mayor que la gravedad que determinará el destino del cosmos.

Solsticio

El solsticio es un acontecimiento astronómico que se produce cuando la posición aparente del Sol visto desde la Tierra alcanza su extremo sur o norte según el plano del ecuador celeste o terrestre. Se opone así al equinoccio, que se produce cuando la posición aparente del Sol se encuentra en el ecuador celeste. Mientras que los equinoccios se caracterizan por una duración igual del día y de la noche en todo el planeta, los solsticios corresponden a una duración máxima del día y de la noche, alternativamente y de forma opuesta entre los hemisferios norte y sur. Por extensión, los solsticios se refieren a los días del año en que se producen estos acontecimientos astronómicos. Los días alrededor del solsticio de verano son los más largos del año, mientras que los del solsticio de invierno son los más cortos del año. En el momento del solsticio de verano, los rayos del Sol están en posición vertical en el Trópico de Cáncer, a 23½° norte. En el Polo Norte, el Sol dará una vuelta de 23½° sobre el horizonte; y en el Círculo Polar Ártico, 66½° norte, el Sol del mediodía estará a 47° sobre el horizonte y el Sol poniente tocará el horizonte hacia el norte. Así, en este día todos los lugares al norte del Círculo Polar Ártico tendrán 24 h de luz solar y la duración del día en todos los lugares al norte del Ecuador será de más de 12 h, aumentando su duración con el aumento de la latitud.

Estrella

Una estrella es un cuerpo celeste grande y esférico formado por una masa de gas lo suficientemente caliente como para mantener la fusión nuclear y producir así energía radiante. La evolución estelar se refiere a los cambios a gran escala, sistemáticos e irreversibles de la estructura y la composición de una estrella a lo largo del tiempo. La masa inicial de una estrella es la propiedad abrumadoramente determinante de la trayectoria evolutiva que seguirá la estrella. Las estrellas comienzan como nudos compactos de gas y polvo que se colapsan bajo la fuerza de su propia gravedad hasta que las presiones y temperaturas crecen lo suficiente como para que se produzca la fusión nuclear. Las estrellas más comunes son las enanas de la secuencia principal, como el Sol, que inicialmente fusionan hidrógeno en helio dentro de sus núcleos, se hinchan en una etapa de estrella gigante y terminan como estrellas enanas blancas. Las estrellas más raras, con al menos 9 veces la masa del Sol, tienen una vida corta antes de explotar como supernovas, y sus restos se convierten en estrellas de neutrones o agujeros negros.

Tipos de Estrellas

Es posible segregar varios componentes de la Galaxia en los dos tipos de población aplicando tanto la idea de cinemática de las diferentes poblaciones sugerida por su posición en el sistema de Andrómeda como las teorías dinámicas que relacionan las propiedades orbitales galácticas con las distancias z (las distancias sobre el plano de la Galaxia) para las diferentes estrellas. Se avanzó en la determinación de las abundancias de las estrellas de los distintos tipos de población mediante espectros de alta dispersión obtenidos con grandes telescopios reflectores con disposición de foco coudé. Un análisis de la curva de crecimiento demostró sin lugar a dudas que los dos tipos de población presentaban químicas muy diferentes. A medida que se exploraron más a fondo los distintos tipos de galaxias, quedó claro que la mezcla de poblaciones en las galaxias estaba correlacionada con el tipo de Hubble. Las galaxias espirales, como la Vía Láctea, tienen la población I concentrada en el disco espiral y la población II repartida en un disco grueso y/o un halo esférico. Dado que la vecindad solar es una mezcla de estrellas de distintas edades y tipos, es difícil interpretar la función de van Rhijn en términos físicos sin recurrir a otras fuentes de información, como el estudio de cúmulos estelares de distintos tipos, edades y familias dinámicas.

Avances en la Astrobiología

La astrobiología es es una ciencia interdisciplinar que estudia los factores y procesos, especialmente geoquímicos y bioquímicos, que pueden dar lugar a la aparición de la vida en general y a su evolución. Esto se aplica tanto a la aparición de la vida en la Tierra, hace entre 3.000 y 4.000 millones de años, como a la posibilidad de vida en otros lugares del Sistema Solar, o incluso en posibles exoplanetas (o planetas extrasolares) o en otros lugares. Pretende investigar los posibles procesos que presiden la evolución de la materia orgánica simple (biomoléculas: cadenas peptídicas, nucleicas o lipídicas) hacia estructuras más complejas (primeras células, primeros sistemas genéticos, etc.), así como las posibles huellas o posibilidades de vida en otros astros con entornos radicalmente distintos al nuestro. Por lo tanto, es esencial una profunda interacción entre campos tan diversos como la física, la química orgánica e inorgánica, la bioquímica, la biología celular, la climatología, la geoquímica, la planetología y la modelización informática (por nombrar sólo algunos) para tratar de comprender los procesos en funcionamiento en su conjunto. Por extensión, la exobiología también se refiere a la búsqueda de vida extraterrestre en cualquiera de sus formas, incluida la vida inteligente (programa SETI) si procede, pero este campo sigue siendo muy marginal, a la espera de cualquier avance significativo. Los avances científicos han revolucionado los campos de estudio de la astrobiología, desde los resultados de las misiones centradas en los exoplanetas, como Kepler, hasta los continuos descubrimientos de las misiones planetarias existentes. Los resultados obtenidos han cambiado la forma de pensar e integrar los problemas en todas las disciplinas astrobiológicas.

Edad de la Tierra

Según el consenso científico, la edad de la Tierra es de 4.500 a 4.600 millones de años (1.000 millones de años = 109 años o 1 Ga). Según la teoría más aceptada, la Tierra se formó por acreción desde la nebulosa solar. El momento exacto en que se produjo esta acreción es difícil de determinar, ya que en los distintos modelos de acreción la duración del proceso difiere: desde unos pocos millones de años hasta 100 millones de años. Por lo tanto, la edad exacta de la Tierra no puede determinarse con exactitud en la actualidad. En los siglos anteriores a la revolución científica, la edad de la Tierra se determinaba en Europa principalmente a partir de los datos de la Biblia. Incluso hoy en día, varios grupos religiosos, especialmente los conservadores, sólo aceptan las estimaciones de la edad de la Tierra que se basan en motivos teológicos.

Estación del Año

Las estaciones se dividen de varias maneras según la posición geográfica y la cultura. En general, en Occidente, en las zonas de clima templado, las estaciones astronómicas se corresponden aproximadamente con cuatro fases del cambio climático en el año: primavera, verano, otoño e invierno. A veces, el verano y el invierno se denominan estaciones completas, y la primavera y el otoño, estaciones medias. Aun así, las cuatro estaciones se dividen en duraciones equivalentes de tres meses, el periodo de tiempo aproximado entre un solsticio y un equinoccio o viceversa. En los climas tropicales, las estaciones también se denominan estaciones lluviosas y secas, mientras que en los polos se denominan día y noche polares. En la India, una marcada alternancia estacional de lluvias y sequías, provocada por el monzón, se extiende hacia el norte en latitudes donde también existen estaciones térmicas diferenciadas. El resultado es una estación seca y fría de diciembre a febrero, una estación seca y calurosa de marzo a mediados de junio y una estación lluviosa de mediados de junio a noviembre.

Estructura de la Galaxia de la Vía Láctea

Este texto se ocupa de describir la estructura y dinámica de nuestra galaxia, la Vía Láctea. La naturaleza de la materia oscura de la Galaxia sigue siendo uno de los principales interrogantes de la astronomía galáctica. Muchas otras galaxias también parecen tener esa materia no detectada. En la década de 1990, los astrónomos llevaron a cabo exhaustivos experimentos de lentes que incluían el estudio de millones de estrellas en las zonas centrales de la galaxia y en las Nubes de Magallanes para buscar objetos oscuros cuyas masas provocaran brillos de lente en las estrellas de fondo. Se detectaron algunos eventos de lente, pero el número de objetos oscuros inferido no es suficiente para explicar completamente la materia oscura de las galaxias y los cúmulos de galaxias. Es probable que la materia oscura consista en alguna partícula no descubierta, como una WIMP (partícula masiva de interacción débil).

Movimiento Solar

Los astrónomos obtienen información sobre los movimientos a gran escala de las galaxias en la vecindad de la Galaxia a partir de las soluciones del movimiento solar, ya que es necesario conocer el movimiento espacial del Sol con respecto al centro de la Galaxia (su movimiento orbital) antes de poder calcular dichas velocidades. Para llegar a una idea clara del movimiento del Sol en la Galaxia, así como del movimiento de la Galaxia con respecto a los sistemas vecinos, se ha estudiado el movimiento solar con respecto a las galaxias del Grupo Local y las del espacio cercano. Hubble determinó el movimiento del Sol con respecto a las galaxias más allá del Grupo Local y encontró el valor de 300 km/seg en la dirección hacia la longitud galáctica 120°, latitud +35°. Esta velocidad incluye el movimiento del Sol en relación con su velocidad circular propia, su velocidad circular alrededor del centro galáctico, el movimiento de la galaxia con respecto al Grupo Local y el movimiento de este último con respecto a sus vecinos.

Supernova

Una supernova (del latín stella nova, super ‘estrella nueva, más allá’; plural supernovas) es la breve y brillante iluminación de una estrella masiva al final de su vida mediante una explosión en la que se destruye la propia estrella original. La luminosidad de la estrella aumenta entre millones y miles de millones de veces, y durante un breve periodo de tiempo se vuelve tan brillante como una galaxia entera. Las supernovas más conocidas son la supernova 1987A de la Gran Nube de Magallanes y la supernova de Kepler (1604). Especialmente esta última y la supernova de Tycho Brahe (1572) han inspirado a la astronomía, ya que finalmente refutaron la visión clásica de la inmutabilidad de la esfera estelar fija. El remanente de supernova más conocido es la nebulosa del Cangrejo (Supernova 1054) en la constelación de Tauro.

Neptuno

Neptuno es el octavo planeta en orden de distancia al Sol y el más lejano conocido del Sistema Solar. Orbita alrededor del Sol a una distancia de unas 30,1 UA (4.500 millones de kilómetros), con una excentricidad orbital de la mitad de la de la Tierra y un periodo de revolución de 164,79 años. Es el tercer planeta más masivo del Sistema Solar y el cuarto en tamaño, ligeramente más masivo pero más pequeño que Urano. También es el planeta gigante más denso. Como Neptuno era el último destino planetario de la Voyager 2, los científicos de la misión se arriesgaron a enviar la nave espacial más cerca de él que de cualquier otro planeta durante la misión. La Voyager pasó a unos 5.000 km (3.100 millas) por encima del polo norte de Neptuno. Unas horas más tarde, pasó a menos de 40.000 km de Tritón, lo que le permitió obtener imágenes de alta resolución de la variada superficie de la luna, así como mediciones precisas de su radio y temperatura superficial. No está prevista ninguna misión futura a Neptuno. No visible a simple vista, Neptuno es el primer objeto celeste y el único de los ocho planetas del Sistema Solar que ha sido descubierto por deducción y no por observación empírica.

Órbita

La órbita (del latín orbita «pista, camino, sendero») es la trayectoria de un punto material en un sistema predeterminado de coordenadas espaciales para una configuración determinada del campo de fuerzas que actúan sobre él en dichas coordenadas. El término fue introducido por Johannes Kepler en su libro «Nueva Astronomía» (1609). Una órbita se describe completamente mediante seis propiedades geométricas denominadas sus elementos; a partir de ellos se pueden calcular las posiciones futuras del planeta. Los elementos son (1) la inclinación del plano de la órbita y (2) la longitud del nodo ascendente, que fijan el plano de la órbita; (3) el semieje mayor, (4) la excentricidad y (5) la longitud de la periapsis (ver ábside), que fijan el tamaño y la forma de la órbita en el plano de la órbita; y (6) el tiempo de la periapsis, que localiza el cuerpo en la órbita. Estos aspectos se explican en este texto. En mecánica celeste es la trayectoria de un cuerpo celeste en el campo gravitatorio de otro cuerpo con una masa mucho mayor (un planeta, cometa, asteroide en el campo de una estrella). En un sistema de coordenadas rectangular, cuyo origen coincide con el centro de masa, la trayectoria puede adoptar la forma de una sección cónica (círculo, elipse, parábola o hipérbola). En este caso su foco coincide con el centro de masa del sistema.

Big Bang

La teoría del big bang es el marco cosmológico de consenso para explicar el origen, las propiedades y la evolución del universo. Según esta teoría, el universo comenzó hace casi 14.000 millones de años en un estado extremadamente caliente y denso, a partir del cual se ha enfriado y expandido desde entonces. Las fuerzas y partículas fundamentales de la naturaleza surgieron en las primeras fracciones de segundo tras el big bang. Las observaciones clave que apoyan la teoría del big bang incluyen: (1) la expansión del universo, (2) la radiación cósmica de fondo de microondas, (3) las abundancias de los elementos químicos más ligeros y (4) la edad de las estrellas más antiguas conocidas. La uniformidad de la temperatura del fondo cósmico de microondas y la planitud geométrica del universo sugieren que el cosmos experimentó un aumento exponencial de tamaño, conocido como inflación, poco después del big bang. El modelo estándar de la cosmología del big bang, conocido como materia oscura fría lambda, propone dos entidades hipotéticas -materia oscura y energía oscura- para explicar la estructura y la historia del universo. En cosmología física, el Big Bang es la teoría científica según la cual el Universo se expandió a partir de un estado de densidad y temperatura absolutamente enormes hace unos 13.820 millones de años. El término Big Bang se utiliza tanto en sentido estricto para referirse al momento en que comenzó la expansión observada del Universo según la ley de Hubble-Lemaître, que se calcula que ocurrió hace 13.820 millones (1,382 × 1010) de años (± 0, 05 mil millones de años)- y, en un sentido más general, para referirse al paradigma cosmológico imperante que explica el origen y la expansión del Universo, junto con su composición de materia primordial por nucleosíntesis, tal como predice la teoría de Alpher-Bethe-Gamow. También tiene un sentido económico. Además de dar cuenta de la presencia de materia ordinaria y radiación, el modelo predice que el universo actual también debería estar lleno de neutrinos, partículas fundamentales sin masa ni carga eléctrica. Existe la posibilidad de que se descubran otras reliquias del universo primitivo. Una de las consecuencias del Big Bang es que las condiciones del universo actual son diferentes de las que prevalecían en el pasado lejano y de las que prevalecerán en el futuro lejano.

Vía Láctea

La Vía Láctea, también conocida como Galaxia, es la galaxia en la que se encuentra nuestro sistema solar con la Tierra. Por su forma de disco plano formado por cientos de miles de millones de estrellas, la Vía Láctea es visible desde la Tierra como un brillo en forma de banda en el cielo nocturno que se extiende a lo largo de 360°. Según su estructura, la Vía Láctea pertenece a las galaxias espirales barradas. Este texto, junto con otros de esta plataforma digital, analiza la estructura, las propiedades y los componentes de la Vía Láctea, así como los tipos de estrellas en la Vía Láctea y el movimiento solar. También se explica que es un cúmulo estelar.

Universo

La ley de Hubble, enunciada en 1929, marcó un importante punto de inflexión en el pensamiento moderno sobre el origen y la evolución del universo. El anuncio de la expansión cosmológica se produjo en un momento en el que los científicos empezaban a lidiar con las implicaciones teóricas de las revoluciones que se estaban produciendo en la física. En su teoría de la relatividad especial, formulada en 1905, Einstein había realizado una unión del espacio y el tiempo que modificaba fundamentalmente las percepciones newtonianas de la dinámica, permitiendo, por ejemplo, transformaciones entre masa y energía. En su teoría de la relatividad general, propuesta en 1916, Einstein efectuó una unión aún más notable, que alteró fundamentalmente la percepción newtoniana de la gravitación, permitiendo ver la gravitación, no como una fuerza, sino como la dinámica del espacio-tiempo. En conjunto, los descubrimientos de Hubble y Einstein dieron lugar a una nueva visión del mundo. La nueva cosmología validó empíricamente la noción de un acontecimiento de la creación; asignó una estimación numérica de cuándo la flecha del tiempo tomó vuelo por primera vez; y finalmente condujo a la impresionante idea de que todo en el universo podría haber surgido literalmente de la nada.

Agujero Negro

Si el núcleo remanente de una supernova supera unas dos masas solares, sigue contrayéndose. Se prevé que el campo gravitatorio de la estrella que colapsa es tan poderoso que ni la materia ni la luz pueden escapar de él. El remanente colapsa entonces hasta convertirse en un agujero negro, una singularidad o punto de volumen cero y densidad infinita oculto por un horizonte de sucesos a una distancia denominada radio de Schwarzschild o radio gravitatorio. Los cuerpos que cruzan el horizonte de sucesos, o un rayo de luz dirigido a un objeto de este tipo, aparentemente desaparecerían sin más, arrastrados a un «pozo sin fondo». La existencia de agujeros negros está bien establecida, tanto a escala estelar, como a escala de millones o miles de millones de masas solares en el centro de algunas galaxias.

Exoplanetas

Los primeros exoplanetas confirmados fueron un sistema de tres planetas de tipo terrestre alrededor del púlsar PSR B1257+12. En este caso tampoco se pudo hacer una comparación útil debido a la naturaleza inusual de la estrella anfitriona. Sin embargo, en 1995 se encontró un planeta en órbita alrededor de la estrella 51 Pegasi, similar al Sol. Con el descubrimiento de miles de sistemas de exoplanetas, estamos encontrando sistemas planetarios que son extremos en diferentes aspectos. La gran cantidad de datos de observación que se están recopilando se verá reforzada en un futuro próximo por un análisis espectral más detallado de las atmósferas de estos exoplanetas. ¿Cuáles son los detalles del crecimiento de los granos y planetesimales en el disco de gas, y cómo influyen estos sólidos en la evolución continua del gas del disco? ¿Cómo evolucionan los gases y los sólidos en un disco circumbinario? ¿Cómo interactúan los sólidos de diferentes tamaños con un planeta en crecimiento para afectar a su evolución posterior y a su tasa de migración a través del disco? ¿Cuál es el papel de las colisiones gigantes? ¿Cómo influye en estos procesos la presencia de campos magnéticos? Estas y otras cuestiones son todavía temas de investigación activa. Pasarán muchos años antes de que tengamos una comprensión adecuada del proceso de formación de planetas.

Discos en la Formación de los Planetas

Hasta la fecha existen dos teorías principales sobre la producción de planetas similares a Júpiter. La hipótesis de la acreción del núcleo supone que cualquier material sólido del disco se coagula lentamente en núcleos protoplanetarios con masas progresivamente mayores. Si el núcleo permanece lo suficientemente pequeño, no tendrá una fuerza gravitatoria lo suficientemente fuerte como para atraer el gas del disco circundante, y el resultado será un planeta terrestre. Si el núcleo crece lo suficiente (del orden de diez masas terrestres), y el disco aún no se ha disipado, entonces el embrión planetario puede atraer gas del disco circundante y crecer hasta convertirse en un gigante gaseoso. Si el disco se disipa antes de que se complete el proceso, el resultado será un objeto como Urano o Neptuno, que tiene un complemento pequeño, pero significativo, de hidrógeno y helio. La cuestión principal es si el núcleo protoplanetario puede crecer lo suficiente antes de que el disco se disipe. Un segundo escenario es el de la inestabilidad del disco. Este escenario postula que el propio disco es inestable y tiende a desarrollar regiones de densidad superior a la normal. Estas regiones colapsan bajo su propia gravedad para formar protoplanetas de la masa de Júpiter. En el escenario de inestabilidad del disco puede formarse un grupo de gas de la masa de Júpiter en varios cientos de años que acabará por contraerse en un planeta gigante de gas. La dificultad estriba en llevar el disco a una condición en la que se formen tales inestabilidades.

Formación de Planetas

Este texto se ocupa de la formación de planetas, y de algunas de las teorías más destacadas que intentan explicar tal formación de planetas. Durante muchos años ha sido un gran reto comprender la conexión entre estas diferentes clases de planetas en nuestro sistema solar y sus respectivos lugares en dicho sistema solar. El reto se ha agudizado con el descubrimiento de sistemas planetarios alrededor de otras estrellas. Ahora se sabe que nuestro sistema planetario no es más que un ejemplo entre muchos, y que la variación entre estos sistemas es muy amplia. ¿Qué procesos determinan la masa de un planeta y su composición? ¿Cómo se relacionan estos procesos con la distancia del planeta a la estrella anfitriona? Estas preguntas son el núcleo del estudio de la formación de planetas.

Compuestos Orgánicos Extraterrestres

Este texto se ocupa de la materia y los compuestos orgánicos extraterrestres, especialmente en los meteoritos. Muchos de los compuestos orgánicos o de sus precursores que se encuentran en los meteoritos se originaron en el medio interestelar o circundante y posteriormente se incorporaron a los planetas durante la formación del sistema solar.

Régimen Térmico de la Tierra

Este texto se ocupa del régimen térmico de la Tierra, en el contexto del origen de nuestro planeta y de la vida en general. Como una parte de ella, se analizan los sistemas hidrotermales submarinos. Los sistemas hidrotermales continentales y submarinos son una parte integral del régimen térmico de la Tierra. Las condiciones reductoras de los sistemas hidrotermales, que se deben a reacciones de serpentinización, pueden haber sido una importante fuente de biomoléculas en la Tierra primitiva. Estos ambientes reductores son el resultado del flujo de sustancias disueltas en el agua de mar a través de compuestos inorgánicos presentes en el material de la corteza terrestre muy caliente que reducen los compuestos orgánicos del agua de mar.

Adivinación Celestial Mesopotámica

En el mundo antiguo, la recopilación y el estudio de los fenómenos celestes y la interpretación de su significado profético, especialmente en lo que se refiere a los reyes y las naciones, eran ciencias estrechamente relacionadas que llevaban a cabo los mismos eruditos. Tanto las fuentes antiguas como las investigaciones modernas coinciden en que la astronomía y la adivinación celeste surgieron en Babilonia. Sin embargo, sólo a finales del siglo XIX los estudiosos comenzaron a identificar y descifrar las fuentes babilónicas originales, y el proceso de comprensión de esas fuentes ha sido largo y difícil. A partir del período de la antigua Babilonia, la adivinación celeste provocó una creciente atención de los estudiosos a los fenómenos del cielo. En toda la adivinación mesopotámica subyace la suposición de que los dioses producen señales para comunicarse con la humanidad. Las señales podían producirse en cualquier momento y en todos los ámbitos de la experiencia, real o imaginaria. La adivinación no era una actividad marginal, sino una parte integral de la religión mesopotámica, la vida cotidiana y la ideología real.

Astronomía Babilónica

Durante el primer milenio a.C., Babilonia se convirtió en el centro de un programa intensivo y duradero de observación celeste atestiguado en diarios y textos relacionados. A su paso, surgieron dos métodos diferentes para predecir los fenómenos lunares y planetarios: Los métodos de Goal-Year y la astronomía matemática. Los elementos de conocimiento de los diarios y de la astronomía matemática se transmitieron a Egipto y al mundo grecorromano. En el mundo antiguo, la recopilación y el estudio de los fenómenos celestes y la interpretación de su significado profético, especialmente en lo que se refiere a los reyes y las naciones, eran ciencias estrechamente relacionadas que llevaban a cabo los mismos eruditos. Tanto las fuentes antiguas como las investigaciones modernas coinciden en que la astronomía y la adivinación celeste surgieron en Babilonia. Sin embargo, sólo a finales del siglo XIX los estudiosos comenzaron a identificar y descifrar las fuentes babilónicas originales, y el proceso de comprensión de esas fuentes ha sido largo y difícil.

Eclipse Lunar

Durante el eclipse, la superficie de la Luna se enfría a un ritmo que depende de la constitución del suelo lunar, que no es igual en todas partes. Muchos puntos de la Luna siguen siendo a veces más brillantes que sus alrededores durante la totalidad. Se considera que hay tres tipos de eclipse -total, parcial y penumbral-, siendo el más dramático el eclipse lunar total, en el que la sombra de la Tierra cubre completamente la luna.
A lo largo de la historia, los eclipses han inspirado asombro e incluso miedo, especialmente cuando los eclipses lunares totales volvían la luna de color rojo sangre, un efecto que aterrorizaba a la gente que no entendía lo que causaba un eclipse y, por lo tanto, culpaba de los acontecimientos a tal o cual dios.

Meteoritos

Durante miles de años, los habitantes de Egipto, China, Grecia, Roma y otras partes del mundo se han sentido fascinados por las estrellas fugaces, que son los fenómenos luminosos y sonoros comúnmente asociados a los impactos de meteoritos. El primer registro escrito de la caída de un meteorito es el que realizaron los cronistas chinos en el año 687 a.C. Sin embargo, siglos antes, los egipcios ya utilizaban el «hierro celeste» para fabricar sus primeras herramientas de hierro, como una daga encontrada en la tumba del rey Tutankamón que data del siglo XIV a.C. Aunque los seres humanos tienen una larga historia de observación de meteoros y utilización de los mismos, no empezamos a reconocer su verdadero origen celeste hasta el Siglo de las Luces. En 1794, el físico y músico alemán Ernst Chladni fue el primero en resumir las pruebas científicas y demostrar que estos objetos únicos proceden efectivamente del exterior de la Tierra. Tras más de dos siglos de esfuerzos conjuntos de innumerables coleccionistas aficionados, académicos, institucionales y comerciales, se han catalogado y clasificado más de 60.000 meteoritos. Después de 200 años, la meteorología (la ciencia de los meteoritos) ha salido de su infancia y se ha convertido en un área vibrante de investigación en la actualidad. Las direcciones generales de los estudios meteoríticos son (1) mineralogía, identificando nuevos minerales o fases minerales que rara vez se encuentran en la Tierra; (2) petrología, estudiando las texturas ígneas y acuosas que dan a los meteoritos una apariencia única, y proporcionando información sobre los procesos geológicos en los cuerpos en los que se originan los meteoritos; (3) geoquímica, caracterizando sus composiciones principales, de oligoelementos e isotópicas, y llevando a cabo comparaciones interplanetarias; y (4) cronología, datando las edades de la cristalización inicial y de las posteriores perturbaciones por impacto. Los meteoritos son las únicas muestras extraterrestres, aparte de las rocas lunares del Apolo y las muestras de asteroides de Hayabusa, que podemos analizar directamente en los laboratorios.

Astronauta en el Espacio

Un astronauta que se coloque «sobre» la superficie del cuerpo puede alcanzar inadvertidamente la velocidad de escape tras un simple intento de desplazamiento. Como se puede imaginar, la exploración humana de un cuerpo pequeño no se parece en nada a la operación en una superficie planetaria con una gravedad significativa. Cerca del punto subsolar, la combinación del calor del sol en lo alto y de la superficie circundante crea cargas térmicas en los equipos (y en los astronautas) que son todo un reto para los ingenieros térmicos, que sólo pueden disipar la carga de calor mediante una radiación ineficiente hacia el espacio profundo. La temperatura de una nave espacial en órbita alrededor de un gran cuerpo, como Marte o la Luna, puede verse influida de forma significativa por la entrada de calor procedente de la superficie inferior. Los ingenieros mitigan los efectos de los entornos térmicos extremos con revestimientos especiales de la superficie, vías de conducción del calor inteligentes en la estructura de la nave espacial o estrategias operativas como la rotación de la nave para mantener el calentamiento distribuido de forma más uniforme. Los objetivos de las expediciones pueden incluir actividades no científicas, como la construcción de instalaciones o la demostración de tecnologías de extracción de recursos. En algunos escenarios, los astronautas lunares vivirán en un hábitat en la superficie durante meses.

Seres Humanos en el Espacio Exterior

Este texto se ocupa de analizar al ser humano en el espacio exterior. Al principio de la Era Espacial, la comunidad médica aeroespacial tenía serias reservas sobre la capacidad de los seres humanos para sobrevivir y realizar tareas complejas en el entorno espacial. Algunas de sus inquietudes se resolvieron mediante la investigación en instalaciones en tierra, en aviones de gran altitud y en entornos transitorios de ingravidez en aviones con trayectorias parabólicas. El efecto más conocido de las misiones espaciales se denominó en su día síndrome de adaptación al espacio, en referencia a los cambios fisiológicos del cuerpo humano en respuesta a la eliminación de la gravedad. Tras alcanzar la órbita, los astronautas pueden experimentar un malestar transitorio, como las náuseas. Para algunos individuos, se requiere medicación para alcanzar un estado en el que se pueda realizar un trabajo productivo. Una vez superada la fase inicial, se producen otros cambios más graves a largo plazo, como la pérdida de masa ósea, la atrofia muscular y el desacondicionamiento cardiovascular.

Inteligencia Extraterrestre

Este texto se ocupa de la inteligencia extraterrestre y de la búsqueda de inteligencia extraterrestre en relación con la vida en otros mundos. El descubrimiento de organismos extraterrestres cognitivamente similares a nosotros sería un logro profundo e histórico. Dado que la «inteligencia» (un concepto bastante cargado) no es un observable astronómico, la búsqueda de inteligencia extraterrestre busca en cambio las firmas electromagnéticas o los artefactos astronómicos producidos por civilizaciones tecnológicas. Los radiotelescopios se utilizan desde la década de 1960 para observar el cielo en busca de transmisiones originadas fuera del sistema solar. La falta de pruebas de inteligencia extraterrestre -el «Gran Silencio»- ha suscitado numerosos comentarios. Los planetas habitables existieron miles de millones de años antes que la Tierra. Si sólo una pequeña fracción de estos planetas produjera civilizaciones tecnológicas con la capacidad y el deseo de emitir señales a través del espacio, o de propagarse por el espacio colonizando sistemas estelares adecuados o enviando sondas, la humanidad ya debería haberlas encontrado.

Posibilidades de Vida en otros Mundos

La vida en Marte todavía puede ser posible dentro de los poros y las fracturas en las profundidades del subsuelo, donde la radiación dañina es atenuada por la roca suprayacente y el agua líquida puede mantenerse geotérmicamente. La mayor parte del agua líquida del sistema solar exterior reside en océanos oscuros dentro de los planetas enanos y las lunas más grandes de los gigantes gaseosos. Estos cuerpos helados difieren mucho en tamaño, densidad y composición de la superficie y, por tanto, en su potencial para albergar vida. La comunicación entre la superficie, el océano y el fondo rocoso aumenta el potencial de desequilibrio redox y, por tanto, la habitabilidad planetaria.

Origen de la Vida

El progreso futuro en la comprensión del origen de la vida puede ser el resultado tanto de experimentos de laboratorio cada vez más sofisticados y geoquímicamente realistas como de nuevos enfoques computacionales para la simulación de grandes y diversas poblaciones de moléculas orgánicas en condiciones dinámicas y lejos del equilibrio.

Biofirmas

Las bioseñales se consideran huellas dactilares de una actividad biológica pasada o presente. En la Tierra, se utilizan numerosos métodos de campo y de laboratorio, algunos de los cuales pueden adaptarse a las misiones espaciales, para verificar la presencia y la actividad de los organismos actualmente vivos. Las rocas, los minerales y los fluidos pueden preservar pruebas de vida en escalas de tiempo de miles de millones de años; los procesos geoquímicos pueden transformar y preservar biomoléculas, células, tejidos, organismos, residuos metabólicos, anomalías de isótopos biogénicos e incluso las huellas y madrigueras hechas por organismos móviles en sustratos viscosos. Incluso un fósil enmohecido que no contenga rastros químicos de vida puede ser una fuerte biofirma si su morfología es lo suficientemente compleja, funcionalmente adaptativa y altamente organizada; la forma de un esqueleto de dinosaurio no puede explicarse por ningún proceso abiótico concebible.

Vida Extraterrestre

Se desconocen los límites físicos y químicos fuera de los cuales no podría persistir ninguna forma de vida concebible. Sin embargo, los astrobiólogos han buscado los límites de la vida «tal y como la conocemos» en la Tierra, reconociendo al mismo tiempo que estos límites pueden no ser compartidos por otras formas de vida. Las respuestas bióticas a la baja disponibilidad de agua son de especial interés en el estudio de la habitabilidad de Marte, cuya superficie está desecada y cuyas aguas subsuperficiales pueden ser altamente salinas. La mayoría de los organismos requieren actividades de agua > 0,9, pero las excepciones (xerófilos) son muy diversas; algunos pueden reproducirse con actividades de agua tan bajas como 0,605. La deshidratación prolongada afecta a los mecanismos normales que protegen las proteínas y los ácidos nucleicos de los efectos dañinos de las especies reactivas del oxígeno.

Astrobiología

La astrobiología se organiza en torno a un núcleo de preguntas fundamentales: ¿Cuándo, dónde y cómo surgió la vida en la Tierra? ¿Ha surgido en algún otro lugar? ¿Qué condiciones físico-químicas son necesarias para generar vida y mantenerla? ¿Cómo los procesos planetarios, estelares y cósmicos -y la propia actividad de la vida- determinan la distribución de estas condiciones en el tiempo y el espacio? ¿Qué se puede decir sobre las características probables de la vida extraterrestre y cuáles son, por tanto, las estrategias óptimas para encontrarla? Los pensadores han reflexionado sobre estas cuestiones desde la antigüedad, pero no fue hasta los albores de la era espacial cuando parecieron lo suficientemente prometedoras desde el punto de vista científico como para exigir una nueva disciplina. La ciencia de la astrobiología se ha forjado una identidad fuerte y coherente desde la controversia del meteorito marciano de 1996. Los avances en cuestiones fundamentales han sido impresionantes desde entonces, aunque gran parte de ellos se han producido dentro de marcos disciplinarios más tradicionales. Así, los microbiólogos y los biólogos moleculares han sondeado los límites de la vida en la Tierra y han descubierto que los organismos vivos son mucho más omnipresentes y resistentes de lo que se pensaba. Los químicos sintéticos han llegado al «final del principio» en la lucha por comprender el origen de la vida. Los geólogos han seguido la coevolución de la biosfera, la litosfera y la atmósfera de la Tierra a lo largo de 4.000 millones de años. Los astrónomos han catalogado miles de exoplanetas y los científicos planetarios han revelado que Marte y las lunas heladas del Sistema Solar exterior son geológicamente dinámicas y potencialmente habitables. Los astroquímicos han detectado «bloques de construcción» cada vez más complejos de la vida en el espacio. La astrobiología tiene la tarea única de sintetizar estos conocimientos y extraer sus implicaciones para el origen, la naturaleza, la evolución, la distribución y el futuro de la vida en el universo.

Sistema Solar

Este texto se ocupa del Sistema Solar. Todos los acontecimientos migratorios, a lo largo de la historia de la humanidad, se produjeron en condiciones de aire respirable y una aceleración de la gravedad con un valor de 9,6 metros por segundo. El agua potable y las fuentes de alimento estaban disponibles durante todo el viaje. El transporte durante el viaje era responsabilidad del individuo o de la unidad familiar y podía ser a pie en muchos casos. A partir del siglo XV, aproximadamente, los emigrantes intercontinentales europeos podían fletar barcos de vela, ya fuera en grupo o individualmente. Si la gente decide abandonar el planeta Tierra para trasladarse de forma permanente a otros lugares del Sistema Solar, las condiciones del viaje y del destino no serán tan benignas. Más allá de la órbita de Marte, las perspectivas de terraformación disminuyen. La densidad energética de la luz solar por unidad de superficie en Marte es del 50% de la de la Tierra. A la distancia de Júpiter, es sólo del 4%. Titán, el mayor satélite de Saturno, tiene una densidad atmosférica 1,5 veces superior a la de la Tierra, pero la temperatura es demasiado fría. La atmósfera contiene hidrocarburos, que podrían utilizarse para la vida humana.

Sistema de la Tierra

El proceso creativo humano, las observaciones de campo y de laboratorio y los experimentos ayudan a los geocientíficos a formular hipótesis (modelos) comprobables sobre el funcionamiento de la Tierra y su historia. Una hipótesis es una explicación tentativa que centra la atención en las características y relaciones plausibles de un modelo de trabajo. Si una hipótesis comprobable se confirma con un gran número de datos, puede elevarse a teoría. Las teorías se abandonan cuando las investigaciones posteriores demuestran que son falsas. La confianza crece en aquellas teorías que resisten pruebas repetidas y predicen con éxito los resultados de nuevos experimentos.

Cosmología

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Concepto de Cosmología Véase la definición de Cosmología en el diccionario. Características de Cosmología [rtbs name="ciencia"]
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